13
В. Гершелем, который назвал их «дырами в небе», так
как они поглощают свет находящихся за ними звезд.
Это свойство долго приписывали космической пыли —
мельчайшим частицам неизвестного состава, которые по-
ляризуют свет многих звезд и придают ему краснова-
тый оттенок. За последние 35 лет постепенно выясни-
лось, что межзвездная среда содержит также самые раз-
личные свободные молекулы, нередко довольно слож-
ного состава. Молекулы концентрируются в местах наи-
большей плотности пыли. Их можно обнаружить в об-
ластях вероятного образования звезд, а также во внеш-
ней атмосфере холодных звезд. Изучение межзвездных
молекул проливает свет на физическое состояние таких
областей, что до последнего времени было почти недо-
ступно астрономам.
Количественное изучение межзвездной среды стало
возможным благодаря применению спектрографа, кото-
рый позволяет подробно анализировать свет, излучае-
мый звездами. В 1904 г. немецкий ученый И. Ф. Харг-
ман высказал предположение, что линия поглощения
ионизованного кальция, которая видна в спектрах не-
которых ярких звезд, имеет межзвездное происхожде-
ние. Иными словами, между землей и звездами находят-
ся ионы кальция (ионы — атомы, утратившие один или
несколько электронов), которые поглощают свет звезд
19
определенной длины волны. Позднее в составе меж-
звездной среды был найден нейтральный (неионизован-
ный) натрий. К 1937 г. стало ясно, что водород — наи-
более часто встречающийся в космосе элемент и, следо-
вательно, именно он должен преобладать в межзвезд-
ной среде. Предполагали, что водород находится в фор-
ме одиночных атомов, а не двухатомной молекулы
(Н 2 ). Сейчас мы знаем, что по сравнению с водородом
содержание кальция и натрия в космосе весьма незна-
чительно.
В видимой области спектра атомы водорода (Н)
можно наблюдать только в ионизованном состоянии по
излучению так называемых рекомбинационных линий
Бальмера. Эти спектральные линии возникают при за-
хвате свободного электрона водородным ядром, в ре-
зультате которого атом переходит на более низкий энер-
гетический уровень. Ионизованный водород можно об-
наружить около очень горячих звезд в виде краснова-
тых туманностей, которые носят название «зон Н II».
Ионизованный водород в этих туманностях связан с не-
значительными количествами ионизованных атомов ге-
лия, кислорода, азота, углерода и других элементов.
Ионы являются показателями температуры и плотно-
сти газовых облаков, непосредственно окружающих са-
мые горячие звезды, — облаков, из которых, по-види-
мому, и родились эти звезды. Уже давно известно, что
высокие температуры (10 000° К) и относительно высо-
кие плотности (100 атомов на 1 см 3 ), характерные для
зоны Н II, резко отличаются от условий, царящих в
темных холодных областях космоса, удаленных от го-
рячих звезд.